35 History Channel HD I Segreti del Sole La Storia dell'Universo Tempeste Solari, NASA, 2012

Nella sua parte centrale (dove la temperatura raggiunge valori pari a quindici milioni di gradi) avviene la produzione di quell'immensa quantità di energia che consente alla nostra stella di illuminare e scaldare il sistema solare da quattro miliardi e seicento milioni di anni: il meccanismo è quello della fusione nucleare, lo stesso che sta alla base del funzionamento di una bomba H.

In altre parole il Sole è un gigantesco reattore a fusione nucleare.

Procedendo dal nucleo verso l'esterno incontriamo una zona in cui l'energia viene trasmessa per irraggiamento (zona radiativa) seguita da una in cui l'energia viene trasferita per convezione (zona convettiva); a questo punto troviamo la fotosfera che è la regione visibile del Sole, la zona in cui i gas cessano di essere trasparenti alla radiazione.
Al di sopra della fotosfera trova posto la cromosfera, un sottile strato di gas dove hanno origine le protuberanze solari (gigantesche eruzioni di gas con dimensioni di decine di migliaia di chilometri), dopo di che si estende la corona, una regione caldissima che rappresenta la parte più esterna dell'atmosfera solare.
Dalla corona si sprigiona il cosiddetto vento solare, un flusso di particelle cariche che spazza tutto il sistema solare.
La cromosfera e la corona solare, normalmente invisibili, possono essere osservate durante la fase di totalità delle eclissi di Sole oppure con particolari apparecchiature.
Le macchie solari si formano sulla fotosfera: una macchia è composta da una regione centrale molto scura, chiamata nucleo od ombra, circondata da una zona grigia, detta penombra. La penombra non appare uniforme bensì striata, cioè formata da filamenti chiari e scuri che sembrano convergere verso il nucleo.
La forma e le dimensioni delle macchie sono estremamente variabili e possono cambiare anche in tempi brevi (dell'ordine di poche ore); ciò può essere facilmente compreso se si pensa che la fotosfera, sulla quale esse si formano, si trova allo stato gassoso con una temperatura che si aggira intorno ai 6.000 gradi centigradi. Per contro la temperatura nel nucleo di una macchia può variare da 4.000 a 5.200 gradi centigradi mentre nella penombra raggiungiamo valori pari a 5.500 gradi centigradi; di conseguenza le macchie appaiono scure solo per contrasto con le regioni fotosferiche adiacenti soggette a temperature più elevate.
Il sospetto che il numero della macchie presenti sul Sole potesse variare con un andamento ciclico (cioè alternando massimi e minimi con cadenza regolare) pare l'abbia avuto per la prima volta l'astronomo danese Christian Horrebow (1718 - 1776); purtroppo le sue opere furono pubblicate solo nel 1859 quando l'esistenza di un ciclo delle macchie solari era già stata scoperta dal farmacista tedesco S. H. Schwabe (1789 - 1875) il cui lavoro venne divulgato nel 1851.
Per convenzione si è stabilito che un ciclo di attività solare cominci con un numero minimo di macchie e finisca con l'inizio del minimo seguente.
Analisi statistiche effettuate su valori registrati a partire dal 1715 hanno mostrato che la durata media del ciclo solare (ciclo di Schwabe) è di 11,4 anni; il periodo più lungo è stato di 17,1 anni (dal 1788 al 1805) mentre quello più breve durò 7,3 anni (dal 1829 al 1837).
Una teoria completa che spieghi nei dettagli la nascita, evoluzione e scomparsa di una macchia solare e l'esistenza del ciclo undecennale ancora non esiste. Quello che si sa è che le macchie solari sono sedi di intensi campi magnetici che affiorano dalla fotosfera provenendo dalle regioni sottostanti; in questo modo il flusso di energia, proveniente dall'interno del Sole e diretto verso l'esterno, viene parzialmente interrotto e la zona interessata diventa più fredda.

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